1612724575-f825b2d3933c58ed53c66b6cee5ff57f (829206), страница 16
Текст из файла (страница 16)
Массачетырех протонов слегка превосходит массу ядра атома гелия – альфа-частицы, так что при такомпроцессе превращалось бы энегрию около 0.7% массы покоя. Слить четыре протона в альфачастицу за один акт практически невозможно: вероятность четверного столкновенияпренебрежимо мала, поэтому процесс идет в несколько шагов.Первый способ – это знаменитый CN-цикл, или цикл Бете.Вот эта цепочка реакций.Ее итогом является, очевидно, слияние четырех протонов вa-частицу, а углерод, азот и кислород выступают лишь каккатализаторы. Важно, что на начальном этапе работы цикла,пока еще не установился стационарный режим, большая частьуглерода превращается в азот, а оставшийся углеродприобретает специфический изотопный состав, резко отличающийся от того, который имеется наЗемле и в атмосфере Солнца. По этим признакам можно суверенностью опознавать вещество, подвергшееся переработке вCN-цикле.Второй способ синтеза альфа-частиц в звездах – так называемаяpp-цепочка.
Первые две реакции происходят по два раза, так какнадо выработать два ядра 3He, прежде чем сможет произойтизаключительная реакция, синтезирующая 4He.63Считалось, что Солнце вырабатывает энергию за счет цикла Бете. Оказалось, чтопреобладающую роль играют pp-цепочки. Дело в том, что, центральная температура Солнцанемного ниже (считалось 20 млн К, оказалось 15,5), а рост темпа выделения энергии с Т у циклаБете происходит существенно быстрее, чем для pp-цепочек. Однако в звездах с массами,превосходящими 1,2 массы Солнца, доминирует в выделении энергии CN-цикл.
(Астронет:Источники энергии звезд)64Билет 2525.1. Понятие о гравитационной неустойчивости. Формирование звезд и планетныхсистем.Гравитационная неустойчивость (неустойчивость Джинса), т.е. возникновение флуктуацийскорости и плотности вещества под действием гравитационных возмущений (сил тяготений).(Википедия: Гравитационная неустойчивость)В результате образуются неоднородности (сгустки) в изначально однородной среде.Уменьшается гравитационная энергия системы, она переходит в кинетическую энергиюсжимающегося вещества. Далее она может перейти в тепловую энергию и излучение.Играет роль: образование галактик и их скоплений, образование звезд.Механизм: силам тяготения (пропорциональные размеру облака r) газового облакапротиводействует давление газа (силы упругости, они обратнопропорц размеру, определяютсяградиентом давления; градиент больше, если на более малом расстоянии происходит изменениедавления на данную величину).
Следствие: существование критического размера газового облака(или сгустка в облаке) r*. (Астронет: Гравитационная неустойчивость)Если r<r* силы упругости преобладают, облако рассеивается. Расширение сгустка сповышенной плотностью порождает возникновение колебаний, распространяющихся соскоростью звука в окружающую его газовую среду.Если r>r*, преобладает сила тяготение, облако сжимается.Т.е. среда устойчива относительно распада на мелкомасштабные сгустки и неустойчиваотносительно образования сгустков больших размеров.Критическое значение: длина волны Джинса ≈ √, где – скорость звука в среде, –плотность среды.3Вводят массу Джина пропорциональную ∙ = 3/2 ∙ −1/2. Масса Джинса определяетверхний предел стабильности облаков.
Если масса превышает массу Джинса, то усиливаютсяфлуктуации плотности, образуются области конденсации, независимо коллапсирующие,происходит фрагментация облака. Длина волны Джинса зависит от скорости звука, скорость звукаот температуры, т.обр. масса Джинса зависит от температуры. Зависимость от температуры иплотности определяют эволюцию коллапса фрагмента.
Выделившаяся энергия уносится сизлучением, если фрагмент прозрачен, особенно при наличии углерода. Сжатие происходитпримерно в изотермическом режиме. Масса Джинса с ростом плотности уменьшается, тогда в«охлаждаемом» фрагменте или облаке могут образоваться новые области конденсации –происходит «массовое» звездообразование с формированием группировок гравитационнонесвязных звезд или слабосвязных молодых.При дальнейшем сжатии с ростом плотности и потере прозрачности процесс сжатияадиабатичный. Температура возрастает и влечет за собой увеличение при данной плотностимассы Джинса и предотвращение дальнейшей фрагментации образующейся протозвезды (звездана завершающемся этапе образования).65Билет 2626.1.
Эволюция звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.Звездные скопления имеют разныйвозраст: от 1010 лет (шаровые звездныескопления) до 106 лет (рассеянныезвездныескопления).ДиаграммаГерцшпрунга-Рессела – это связьмеждуабсолютнымизвёзднымивеличинами звёзд и их спектральнымиклассами. Звёзды не заполняютравномерноплоскостьэтойдиаграммы, а группируются вдольболее или менее выделяющихсяпоследовательностей.Эволюция звезды – изменение современем ее физических характеристик(размеров, температуры, светимости), внутреннего строения и химического состава. Обычноэволюцию звезд иллюстрируют путем построения треков звезд на диаграмме ГР в координатахlgL;lgT. (Астронет: Эволюционные треки звезд)Звёзды рождаются при сжатии фрагментов плотных облаков холодного межзвёздного газа.Сгустки материи сжимаются под действием собственного тяготения и превращаются в звёзды.(Астронет: Диаграмма Грецшпрунга-Рассела)Эволюциязвёзддоглавнойпоследовательности происходит в условиях неочень высоких температур в объеме звезды.Неполная ионизация и большая непрозрачностьприводит к почти полной конвективности такихзвёзд, поэтому к главной последовательностизвёзды подходят практически однородными похимическому составу.
Энергия при этомвыделяется в основном за счёт сжатия звезды.Темп эволюции зависит от массы звезды. Времяпродолжительности стадии эволюции до главнойпоследовательности от 2,5·106 до 1,6·108 взависимости от массы звезды.Расчёты показывают, что звёзды с массамибольше 0,07-0,08 масс Солнца достигают главнойпоследовательности, где начинается превращения водорода в гелий, а звёзды с меньшимимассами остывают, превращаясь в вырожденные водородные карлики. Это так называемыекоричневые карлики, которые по свойствам близки к крупным газовым планетам типа Юпитера.26.2.
Потеря массы на стадии гиганта.Причиной потери массы звёздами на спокойной стадии эволюции являются процессы,протекающие в их оболочках. В то время как осн. масса звезды (например, Солнца), находится в66статич. равновесии, её внешняя оболочка находится в состоянии гидродинамического истечения.У красного гиганта в стадии истечения может находиться гораздо большая часть массы. Скоростьистекающего вещества монотонно растёт с удалением от звезды, т.к.
энергия хаотического(теплового) движения вещества постепенно переходит в кинетич. энергию направленногодвижения.26.3. Продолжительность жизни звезды и конечные стадии эволюции.В массивных звездах при уходе сглавнойпоследовательностипоследовательногорятгелий,углеродит.д,образуетсяжелезоникелевоеядро,звездаописывает на диаграмме цветсветимость широкие петли.
Приэтом петли заходят даже в голубуюобласть ГР-диаграммы, так что некоторые такие звёзды можно принять за звёзды главнойпоследовательности. Эволюция очень массивных звёзд заканчивается - как взрыв сверхновойзвезды, после которого остается экзотический звёздный объект - нейтронная звезда, иногдапроявляющая себя как пульсар, или черная дыра.
Множество точек, которое звезда данной массыпроходит на ГР-диаграмме, называется эволюционным треком. Кривая, соединяющая начальныеточки всех треков, называется начальной главной последовательностью (НГП). Положение НГПзависит от химического состава звёзд. С увеличением содержания гелия или с уменьшениемсодержания тяжелых элементов НГП на ГР-диаграмме смещается влево и вниз. Положение НГПнемного зависит и от вращения звёзд.Если мы отметим на эволюционных треках звёзд разных масс точки, соответствующиеопределенному моменту времени, соединим их плавной кривой, то получим теоретическуюизохрону.
Теоретическая изохрона показывает, как располагаются на ГР-диаграмме звёздыразных масс, но одного возраста. 90% эволюции всех звёзд = стадия главной последовательности,когда в центральной области звезды водород превращается в гелий.Продолжительность жизни звёзд на главной последовательности существенно зависит от ихмассы.
Массивные звёзды эволюционируют очень быстро, тогда как звёзды малых масс остаютсяна главной последовательности многие миллиарды лет.Эволюционно важный случай - потеря массы звездами на асимптотической ветви гигантов(регион диагр ГР, заполненный эволюционирующими звёздами малой и средней массы, этопериод эволюции средне- и маломассивных (0,6 – 10 масс Солнца) звезд в конце жизни).
Звездысбрасывают оболочку. Образуются планетарные туманности. Звезды больше двух масс Солнцаколлапсируют и образуют черные дыры. Оболочка отделяется. Обнажаются внутренние горячиеслои. Превращется в белый карлик. (Википедия: Асимптотическая ветвь гигантов)67Билет 2727.1. Вырожденные звезды. Белые карлики и их наблюдательные свойства.Звезды, в которых гравитации противостоит давление вырожденного газа; к ним относятсябелые карлики и нейтронные звезды. Вырожденный газ – газ, в котором квантовомеханическоевлияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах(давлении, теплоёмкости и т. д.).
(Астронет: Звезда, вырожденная)Белые карлики (класс 7) – проэволюционировавшие звезды, лишенные собственныхисточников термоядерных реакций. Недавно возникшие белые карлики могут быть белоголубыми (класс 8). При остывании голубой оттенок теряется.(Астронет: Звезды различных классов)Образование белых карликов. Любая звезда находится в относительно стабильном состоянии,пока не кончится водород и другие виды термоядерного топлива: сжимающее гравитационноедавление её вещества уравновешивается расширяющим давлением газа, разогретоготермоядерными реакциями.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
